Close Companions to Nearby Young Stars from Adaptive Optics Imaging on VLT and Keck
我们报告的结果VLT和凯克自适应光学调查的已知成员的Eta Chamaeleontis，MBM 12，和TW长蛇座（TWA）协会寻找密切的同伴。与其他集群和协会相比，Eta Cha，MBM 12和TWA的多重统计量相当高，尽管我们的误差很大，因为数字统计量很小。我们首次将MBM 12中的S18和Eta Cha中的RECX 9分解为三元组。TWA中的紧双星TWA 5Aab提供了在几年内测量两个组件的动力学质量以及到系统的独立距离的前景。先前通过径向速度和天体测量学观测推断出的猎户座Chi^1的近伴星AO探测结果，已经使得在没有任何天体物理学假设的情况下推导出该系统的动力学质量成为可能。
2003-11-13 astro-ph
The infrared L'-band view of the Galactic Center with NAOS-CONICA at VLT
我们报告在NAOS/CONICA科学验证期间进行的银河系中心L '波段观测。内部2”恒星的颜色显示了S2的红外过量，S2是最接近黑洞的恒星，这可能标志着Sgr A* 的第一个热红外探测。多波长极大似然分析使我们能够排除Alexander（2001）提出的引力透镜的所有候选者，只有两个例外。我们对北旋臂的薄而交叉的结构的观测可以追踪到几次加热尘埃的冲击，而不是像以前认为的那样是围绕中心质量的轨道上的物质流。
2003-12-09 astro-ph
VLT K-band spectroscopy of massive young stellar objects in (ultra-)compact HII regions
高质量的K波段光谱的强红点源，深深地嵌入（超）紧凑的HII地区，揭示了人口的20个年轻的大质量恒星没有光球吸收线，但有时强烈的Br-γ发射。Br-γ射线的等效宽度范围很广（从1到100埃）; 100-200 km/s的线宽表明是星周起源，而不是星云起源。K波段的光谱表现出一个或多个通常与被星周物质包围的大质量年轻恒星（YSO）有关的特征：非常红的颜色（J-K）> 2，CO带头发射，氢发射线（有时是双峰），以及Fe II和/或Mg II发射线。CMD中的大质量YSO分布表明，大多数天体的光谱类型与赫比格Be星相似，但其中一些是年轻的O星。CO辐射必须来自一个相对致密（~10^{10} cm^{-3}）和热（T~ 2000-5000 K）的区域，该区域充分屏蔽了年轻大质量恒星的强烈紫外辐射场。氢发射是在暴露于紫外线辐射的电离介质中产生的。最好的几何解决方案是一个致密的和中性的拱星盘造成的CO带头发射，和电离的上层氢线产生。我们提出的论点，拱星盘更有可能是一个残余的吸积过程，而不是快速旋转和质量损失的结果，如在Be/B[e]星。
2006-05-17 astro-ph
HESS Observations and VLT Spectroscopy of PG 1553+113
目的：研究BL Lac PG 1553+113的甚高能（VHE; E>100 GeV）γ射线发射特性。试图测量这个物体目前未知的红移。方法：于2005年和2006年使用高能立体视系统（HESS）对PG 1553+113进行VHE观察。PG 1553+113的H+K（1.45-2.45微米）光谱是在2006年3月用智利ESO甚大望远镜（VLT）的积分场光谱仪SINFONI进行的。结果：在2年的观察期间（24.8小时生存时间），HESS检测到VHE信号，约10个标准差。在300 GeV以上的积分通量为（4.6 +- 0.6{stat} +- 0.9{syst}）x 10^{-12} cm^{-2} s^{-1}，相当于蟹状星云超过相同阈值的通量的3.4%。测量的时间平均能谱从225 GeV到~1.3 TeV，其特征在于非常软的幂律（伽马的光子指数= 4.5 +- 0.3{stat} +- 0.1{syst}）。在VHE数据中的任何采样时间尺度上都没有发现任何通量或光谱变化的证据。PG 1553+113的红移无法确定。事实上，即使测量的SINFONI光谱是有史以来报道的该物体在近红外波长下最灵敏的光谱，并且灵敏度与其他波长下的最佳光谱相当，但在这里呈现的H+K光谱中没有发现吸收或发射线。
2007-10-31 astro-ph
A shift in Jupiter's equatorial haze distribution imaged with the Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator at the VLT
木星是在欧洲南方天文台UT 3甚大望远镜单元的MCAO演示器（MAD）的科学演示期间拍摄的。木卫一和木卫二被用作木星两侧的天然导航星，从23：41到01：32 UT（2008年8月16/17日），它们彼此相距约1.6弧分。在背景恒星上测量，整个视场的校正角分辨率为0.090角秒。在2.02、2.14和2.16微米处的观测对木星光谱中具有强烈甲烷吸收的部分很敏感。数据探测对流层上部，那里充满了细雾（~0.5微米）。有两种霾源被提出：一种是进入稳定的对流层上层的细云颗粒，另一种是通过氨的光化学作用产生的肼的凝结。在木星的赤道地区，对流层上部的薄雾增强了。底层云层的剧烈变化-2006/2007年“全球剧变”的一部分-可能与2008年MAD图像中现在明显的赤道烟雾分布的变化有关。在2005年的HST/NICMOS数据中，霾反射率在北纬5度达到峰值，但现在在赤道达到峰值。观测结果表明，灰霾的变化受粒子大小、云源变化、扩散和水平输送的控制。
2008-10-20 astro-ph
Doppler imaging of Speedy Mic using the VLT, Fast spot evolution on a young K-dwarf star
利用两幅相距约13个恒星自转周期的多普勒图像，研究了超高速自转恒星HD 197890（“Speedy Mic”= BO Mic，K 0- 2 V，P_rot = 0.380 d）上星斑的短期演化.每张图像都是基于对单个恒星旋转进行密集采样的光谱。图像重建我们的多普勒成像代码CLDI（清洁样多普勒成像）从光谱解卷积提取的线轮廓。我们从两个独立的波长范围构造的多普勒图像在恒星表面上的尺度下降到10度时一致。结合几乎平行的V波段测光，我们的观测揭示了一个显着的演变过程中，少到两个恒星旋转的斑点图案。我们认为，在基于跨越几次恒星旋转的光谱时间序列构建高度活跃恒星的多普勒图像时，如此快速的斑点演变需要谨慎。BO Mic上的快速内禀斑点演化阻碍了表面微分旋转的确定;与其他作者的早期结果一致，我们确定了|alpha| < 0.004 +- 0.002的上限。
2005-04-05 astro-ph
Multi-wavelength interferometry of evolved stars using VLTI and VLBA
我们报告我们的协调VLTI/VLBA观测的大气和拱星环境的演化恒星的项目。我们说明了一般的干涉测量的潜力，研究恒星的大气和信封，并特别展示了协调的多波长方法，包括近/中红外以及无线电干涉测量的优点。到目前为止，我们已经利用VLTI观测的近红外和中红外恒星的大小和同时VLBA观测的SiO脉泽发射。迄今为止，该项目包括对Mira星S Ori和RR Aql以及超巨星AH Sco的研究。这些源在它们的中红外光谱中都显示出强的硅酸盐发射特征。此外，它们都有较强的SiO脉泽发射。我们的第一个时代的S Ori测量的结果最近已经出版，主要结果在这里进行审查。发现S Ori脉泽环的平均距离约为2个恒星半径，这一结果实际上是没有通常的内在不确定性比较变星的时间和恒星相位广泛分离的观测。我们讨论了我们最近的S Ori，RR Aql和AH Sco观测的状态，并对我们的项目的继续提出了展望。
2005-05-12 astro-ph
The vicinity of the galactic supergiant B[e] star CPD -57 2874 from near- and mid-IR long baseline spectro-interferometry with the VLTI (AMBER and MIDI)
我们提出了第一次光谱干涉观测的拱星包络（CSE）的B[e]超巨星（CPD-57 2874），进行了与甚大望远镜干涉仪（VLTI）使用光束组合器仪器AMBER（近红外干涉仪与三个8.3米单位望远镜或UT）和UBER（中红外干涉仪与两个UT）。我们对CSE的观测符合半高宽直径随波长线性变化的椭圆高斯模型。测量的典型直径为$2.2\micron$处的$\simeq1.8\times3.4$ mas或$\simeq4.5\times8.5$ AU（采用2.5 kpc的距离），以及$12\micron$处的$\simeq12\times15$ mas或$\simeq30\times38$ AU。我们发现，一个球形的灰尘模型再现的SED，但它低估了dupivitrium，这表明，一个密集的赤道盘是需要考虑到紧凑的尘埃发射区观察。此外，推导出的主轴位置角在中红外（$\simeq144\degr$）同意与以前的偏振数据，暗示热尘埃发射起源于盘状结构。我们的结果支持B[e]超巨星的非球形CSE范式。
2005-10-26 astro-ph
VLT L-band mapping of the Galactic Center IRS 3-IRS 13 region Evidence for new Wolf-Rayet type stars
本文介绍了IRS 3-IRS 13银心区的L波段ISAAC和NAOS/CONICA（VLT）光谱观测结果。ISAAC的数据使我们能够建立该地区的第一个光谱数据立方体的L波段域校正的前景消光。水冰和碳氢化合物的吸收线强度的地图，然后导出。这些地图是星际和星周介质的重要诊断。ISM和CSM）。它们支持了我们以前的结果，即吸收特征最有可能发生在本地银河系中心介质中，并且可以与单个源相关联。此外，湍流似乎会影响研究区域的minispiral，它看起来像一个混合物的致密和扩散介质。Br α和Pf γ发射线图使我们能够找到三个具有宽线的源，对应于约1100 km/s的FWHM去卷积线宽，并以约-300 km/s的径向速度向我们移动。这些来源很可能是新的沃尔夫-拉叶型星，位于IRS 3的西北投影中。它们的径向速度和自行表明，只有其中两个可能属于Genzel等人（2003）和Levin & Beloborodov（2003）报道的年轻恒星的两个旋转盘。
2005-07-07 astro-ph
Suppressing Speckle Noise for Simultaneous Differential Extrasolar Planet Imaging (SDI) at the VLT and MMT
我们讨论了仪器和数据减少技术，用于抑制斑点噪声的同时差分成像仪（SDI）实现在VLT和MMT。SDI使用双Wollaston棱镜和四倍滤波器，在冷棕矮星和气体巨星光谱中发现的1.62 μ m甲烷带头周围的3个波长处同时拍摄4张相同的图像。通过在这些滤波器中执行图像的差异，来自原色的斑点噪声可以被显著衰减，导致超过0.5“的光子噪声限制数据。非平凡的数据减少工具是必要的流水线的同时差分成像。在这里，我们讨论一个自定义的算法实现在IDL中执行此减少。该脚本执行基本的数据简化任务，但也使用自定义的移位和减法例程精确对齐每个过滤器中拍摄的图像。在我们对VLT和MMT附近年轻恒星的调查中（参见Biller等人，这次会议），我们实现了H波段对比度>25000（5西格玛德尔塔F1（1.575微米）> 10.0等，德尔塔H > 11.5等的T6光谱类型的对象）在0.5”的距离主星。我们相信，我们的SDI图像是有史以来从地面或太空为富含甲烷的同伴拍摄的对比度最高的天文图像之一。
2006-01-03 astro-ph
A Survey of Close, Young Stars with the Simultaneous Differential Imager (SDI) at the VLT and MMT
我们讨论了在VLT和MMT实施的同步差分太阳系外行星成像仪（SDI）对年轻（<3亿年），近距离（<50 pc）恒星进行调查的初步结果。SDI使用双Wollaston棱镜和四倍滤波器，在冷棕矮星和气体巨星光谱中发现的1.62 μ m甲烷带头周围的3个波长处同时拍摄4张相同的图像。通过在这些滤波器中执行图像的差异，来自原色的斑点噪声可以被显著衰减，从而导致光子噪声受限的数据。在我们的巡天数据中，我们在距离主星0.5 "处获得了H波段对比度> 25000（5 sigma Delta F1（1.575 um）> 10等，Delta H> 11.5等，对于T6光谱类型）。有了这种程度的衰减，我们应该能够成像（5西格玛检测）一个2 - 4木星质量的行星在5天文单位周围的30百万年恒星在10 pc。我们目前正在完成对年轻恒星的调查。我们已经获得了完整的数据集，35颗星在南天（VLT）和7颗星在北天（MMT）。我们相信，我们的SDI图像是有史以来从地面或太空为富含甲烷的同伴拍摄的对比度最高的天文图像。
2006-01-03 astro-ph
A new view of the dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from VLT/FLAMES: Where are the very metal poor stars?
作为矮星系丰度和径向速度团队（DART）计划的一部分，我们测量了附近四个矮球状星系（dSph）中大样本恒星的金属丰度：Sculptor，Sextans，Fornax和Carina。这些星系中的低平均金属丰度和非常古老的恒星星族的存在支持了它们是早期宇宙化石的观点。然而，与天真的期望相反，我们发现在所有四个系统中，金属丰度低于[Fe/H] ~ -3 dex的恒星都非常缺乏。这表明，在这些系统中，组成恒星的气体在形成之前就已经均匀富集。此外，dSph金属丰度分布的贫金属尾部与星系晕的贫金属尾部明显不同。这些发现表明，即使在最早的时代，附近dSph的祖先似乎也与银河系的构建块有着根本的不同。
2006-11-14 astro-ph
First VLTI/MIDI observations of a Be star: Alpha Ara
我们提出了第一个VLTI/VLTI观测的Be星阿尔法阿拉，显示了一个几乎未解决的拱盘在N波段。干涉测量使用了UT 1和UT 3望远镜。投影基线分别为102米和74米，位置角分别为7度和55度。这些测量为N波段的包络尺寸设定了一个上限，在均匀圆盘近似下为$ϕ_{\rm max}= 4\pm1.5$ mas，相当于14 $R_{\star}$，假设$R_{\star}$ =4.8 ${\rm R}_\odot$，依巴谷距离为74 pc。另一方面，盘密度必须足够大，以产生所观察到的强巴耳末线发射。为了估计可能的拱星和恒星参数，我们使用了由Stee（1995）和Stee & Bittar（2001）开发的SIMECA程序。使用中阶梯光栅仪器Heros和ESO-50 cm望远镜拍摄的光谱，以及1.6 m巴西望远镜拍摄的红外光谱，与红外光谱和可见光一起使用。这些观测结果对阿尔法阿拉拱星盘的密度和几何形状提出了补充性的限制。我们讨论了潜在的截断盘的同伴，我们提出的光谱指示的周期性扰动的一些巴耳末线。
2005-01-10 astro-ph
VLT K-band spectroscopy of massive stars deeply embedded in IRAS sources with UCHII colours
我们获得了深埋在（超）致密HII区（UCHIIs）的候选年轻大质量恒星的高分辨率（R = 10，000）K波段光谱。在这些集群中，确定了三种类型的对象。第一类（38个天体）由“裸”OB星组成，它们的K波段光谱主要由光球层发射组成。我们使用近红外分类标准对OB型星系团成员的K波段光谱进行了分类。光谱分类提供了一个重要的约束嵌入式集群的距离。由此得出的人口的电离功率进行比较，从这些源的红外线和无线电通量获得的信息。在大多数情况下，这两种不同的电离通量的测定是一致的，由此我们得出结论，我们已经在大约50%的嵌入式星团中确定了电离星。第二类（7个天体）是与UCHII射电发射有关的点源，在近红外线中显示星云发射线。这组天体中有六个产生氦I辐射，表明嵌入的O型恒星。这些物体比OB星更嵌入，并且可能不会主导IRAS测量的红外通量。第三类（20个天体）的特点是Br-γ辐射很宽（100- 200公里/秒），没有光球层吸收剖面。Bik等人（2005年）表明，这些天体是被致密的星周盘包围的大质量YSO候选者。
2005-05-13 astro-ph
First results of UVES at VLT: revisiting RR Tel
我们在这里提出的第一个结果UVES观测RR Tel。该仪器的卓越性能使其能够探测到新的光谱特征，并改进了对几条发射线的识别。与IUE在3045-3300 A范围内的观测结果进行直接比较，发现出现了许多弱而浅的线，其中大多数缺乏令人信服的识别。巴耳末线在H38以下都可以看到，并伴随着皮克林系列的He II线。此外，Pfund系列的所有He II发射，从5858 A到6408 A都已被检测到。我们在4955 A（α R_2 1-0）、5167 A（α R_2 0-0）、5445 A（α R_2 0-1）、5598 A（β R_1 0-0）、5847 A（γ 'R_1 1-0）和6148 A（γ' {^S} R_21 0-0）处确定了其他TiO带。Halalpha线有非常宽的翅膀，延伸到至少5000 km/s，这与行星状星云IC 4997的类似，归因于Ly β光子的拉曼散射。提出了一种通过HeII 237 A发射的选择性泵浦机制来解释O IV mut的高位线的强度。1和2.
2000-08-03 astro-ph
MCAO near-IR photometry of the Globular Cluster NGC 6388: MAD observations in crowded fields
密集区域的深层测光，如银河系球状星团，受到地面望远镜实际分辨率的严重限制。另一方面，哈勃太空望远镜没有提供允许大颜色基线所需的近红外（NIR）滤光片。在这项工作中，我们的目的是演示如何地面观测可以达到所需的分辨率时，使用多共轭自适应光学（MCAO）设备在近红外，如实验红外相机（MAD）上的VLT。这一点特别重要，因为计划在不久的将来在所有地面望远镜上提供这些校正。我们这样做是通过结合红外测光MAD/VLT与ACS/HST光学测光我们的科学目标，隆起球状星团NGC 6388，其中我们成像两个领域。特别是，我们构建了一个非常广泛的颜色基线的颜色星等图，以调查在这个集群中的多个恒星星族的存在。从外部场的分析，观察到更好的看到的条件下，我们得出了最深的光学近红外CMD的NGC 6388的日期。高精度测光显示，在这个星团中明显存在两个不同的亚巨星分支。我们还使用来自中心区域的CMD来估计该聚类的距离（（m-M）=15.33）和红化（E（B-V）=0.38）。我们估计年龄约为11.5+/- 1.5 Gyr。大的相对年龄误差反映了SGB星的双峰分布。这项研究清楚地表明，在地面望远镜上实施的近红外波段的MCAO校正可以补充HST的高分辨率光学数据。
2008-10-13 astro-ph
VLT/UVES spectroscopy of Wray 977, the hypergiant companion to the X-ray pulsar GX301-2
模型大气与Wray 977高分辨率光谱的拟合证实了X射线脉冲星GX 301 -2的大质量伴星的B超巨星分类。模型给出的半径为62朗日，有效温度为18，100 K，光度为5 x 10^^5朗日。推导出星风的质量损失率和终极速度分别为10^^-5 Msun/yr和305 km/s。星际Na I D吸收表明，Wray 977位于人马座-船底座旋臂（1-2.5 kpc）的第一个交点之后，可能属于距离3-4 kpc的诺玛旋臂的恒星星族。在甚大望远镜（VLT）上用UVES获得的光谱覆盖了系统的整个轨道，包括近星点通过，从中我们得到了B超巨星的径向速度曲线。测得的径向速度振幅为10 +/-3 km/s，产生质量比q = 0.046 +/-0.014。由于没有X射线食，因此Wray 977的质量下限为39 Msun。采用最大中子星质量为2.5 Msun的假设，推导出Wray 977的质量上限为53 Msun。Wray 977的“光谱”质量为43 +/- 10 Msun，与从二元性约束中得出的质量范围一致。中子星的质量是1.85 +/- 0.6 Msun。在稠密的恒星风中形成的谱线的时间序列表明，在中子星的轨道上，有一股气体流尾随其后。H α等效宽度的长期行为表现出强烈的风强度变化;数据的采样不足以得出结论，风质量损失率和脉冲星自旋周期之间是否存在关系。
2006-07-27 astro-ph
Ground-based CCD astrometry with wide field imagers. II. A star catalogue for M67: WFI@2.2m MPG/ESO astrometry, FLAMES@VLT radial velocities
太阳时代的疏散星团M67（C 0847 +120，NGC 2682）是研究旧银河系圆盘的试金石。尽管M67有着突出的作用，但它在较暗星等下的星团成员及其性质的普查还没有很好地建立起来。利用ESO专有的和存档的数据，我们获得了以老的疏散星团M67为中心的34 '× 33'视场中恒星的天体测量、光度测量和径向速度。如本系列的第一篇论文所述，用2.2米MPG/ESO望远镜的宽视场成像仪获得的相隔4年的两个历元的档案观测已经用我们的新天体测量技术进行了缩减。相同的观测结果用于导出M67中的校准BVI光度测定。径向速度测量使用的档案和新的光谱数据在VLT。我们已经确定了约2,400颗恒星的相对自行和成员概率。最佳曝光恒星的自行精度约为2质量/年，在V= 20时逐渐下降到约5质量/年。我们在V>16的相对精确的自行是首次在这个星等范围内得到的。测量了同一场中211颗恒星的径向速度。我们还提出了一个详细的比较与最近的理论等时线从几个独立的团体。对于M67区域，我们提供了位置，校准的BVI测光，相对自行，成员概率和径向速度。我们表明，地面CCD镶嵌观测仅隔几年产生自行，允许可靠的成员确定。我们制作了一个目录，以电子方式提供给天文学界。
2008-02-29 astro-ph
VLT/ISAAC Spectra of the H-beta Region in Intermediate-Redshift Quasars II. Black Hole Mass and Eddington Ratio
在0 < z < 2.5的红移范围内，我们导出了大约300个活动星系核的样本的黑洞质量。我们使用相同的维里速度测量（FWHM Hbeta宽分量）的所有来源，这是一个显着的改善，比以前的研究。我们回顾了通过维里假设确定活动星系核黑洞质量的方法和注意事项。我们推导出一个修正的FWHM措施的广泛组成部分的H-β，更好地估计维里化线发射分量通过比较我们的FWHM措施与样本的混响源与H-β径向速度色散措施。我们还认为FWHM的FeII 4570混合作为一个潜在的替代速度估计。我们发现黑洞质量的范围在log M ~ 6 - 10之间，其中黑洞质量M是太阳质量。使用校正的FWHM以及FWHM（Fe II）测量进行的估计减少了log M > 9.5的源的数量，并表明极大的M值（log M >~ 10）可能不现实。推导的爱丁顿比值的值显示，没有证据表明一个显着的人口超级爱丁顿辐射，特别是在校正后，与极端方向的来源，我们的视线。FWHM（H β宽分量）<~ 4000 km/s的源比宽线活动星系核（包括几乎所有射电强源）系统地表现出更高的爱丁顿比和更低的M值。
2006-06-13 astro-ph
An Imaging Survey for Extrasolar Planets around 45 Close, Young Stars with SDI at the VLT and MMT
我们提出的调查结果的45个年轻的（<2.5亿年），接近（<50 pc）的恒星与同步差分成像仪（SDI）实施的VLT和MMT的太阳系外行星的直接检测。作为调查的一部分，我们总共观察到54个物体，其中45个是近距离的年轻恒星，2个是稍微远一点的（<150 pc），非常年轻（<1000万年）的恒星，3个是已知径向速度行星的恒星，4个是较老的，非常接近（<20 pc）的太阳类似物。我们的SDI设备使用双Wollaston棱镜和四倍滤波器，在冷棕矮星和气体巨行星光谱中发现的1.62 um甲烷吸收带头周围的3个波长同时拍摄图像。在我们的VLT数据中，我们在45%的目标上实现了H波段对比度> 10等（5 sigma），距离主星0.5”，在80%的目标上实现了H波段对比度> 9等，距离0.5“。有了这种程度的衰减，我们应该能够成像（5西格玛检测）一个5 M_{Jup}行星15天文单位从一个7000万年K1恒星在15 pc或一个5 M_{Jup}行星2天文单位从一个1200万年M恒星在10 pc。我们相信，我们的SDI图像是有史以来从地面或太空拍摄的距离恒星<1“的富含甲烷的同伴的最高对比度天文图像。对于最好的20颗巡天恒星，我们在半长轴为20-40 AU的6-10颗M_Jup行星上获得了50%的5 σ完整性。因此，我们的完整性水平足以显著测试理论行星分布。从我们的调查零结果，我们可以排除（在98%…
2007-05-01 astro-ph
Evolution of dense stellar clusters
定性研究了各种致密星团的演化轨迹，考虑到恒星的蒸发和迎头碰撞，直到相对论坍缩发生或星团解体。
2004-12-29 astro-ph
VLT/UVES Observations of Interstellar Molecules and Diffuse Bands in the Magellanic Clouds
利用VLT/UVES获得的7颗SMC星和13颗LMC星的光谱，讨论了麦哲伦星云（MC）中CH、CH+和CN的丰度。在3颗SMC星和9颗LMC星上检测到CH和/或CH+;在2颗星上检测到CN。在MC中，CH/H2比在某些视线上与弥漫的银河系分子云相当，但在其他视线上要低10-15倍。因此，MC中CH的丰度似乎取决于当地的物理条件，而不仅仅是金属丰度。观测到的MC中CH柱密度与CN、CH+、Na I和K I柱密度之间的关系与我们银河系中观测到的趋势基本一致。使用现有的数据旋转人口的H2，我们估计温度，辐射场强度，和本地氢密度的扩散分子气体。假设CH是通过稳态气相反应产生的，从N（CH）估计的密度要高得多;假设CH是通过（尚未确定的）过程（ES）负责观察到的CH+，发现更好的一致性。UVES光谱还揭示了来自MC中5780、5797和6284 A处的弥漫星际带的吸收。平均而言，与在具有相似N（H I）的银河视线中观察到的DIB相比，这三个DIB弱7-9倍（LMC）和约20倍（SMC），并且相对于E（B-V），弱2-6倍N（Na I）和N（K I）。然而，对几个"C2 DIB“的探测，其强度与银河系的视线相似，表明没有单一的、统一的比例因子（例如，一个与金属性有关）适用于MC中的所有DIB（或所有视线）。（摘要删节）
2006-03-14 astro-ph
Resolving the B[e] star Hen 3-1191 at 10 microns with VLTI/MIDI
我们报告的空间分辨，光谱分散的N-波段观测的B[e]星Hen 3-1191与甚大望远镜干涉仪的ECONOMIC仪器。该对象是解决与40米的基线，并有一个等效的均匀盘直径范围从24质量在8微米到36质量在13微米。光谱和视标度显示出一个曲率，这可能是由弱硅酸盐特征引起的，其中物体看起来比连续谱大约15%，但这可能是由于物体在带内的几何形状变化造成的。然后，我们对Hen的3-1191光谱能量分布（0.4 -60微米）和N波段光谱进行建模。由于对象的未知性质，我们使用各种各样的模型与IR过剩的对象。我们发现的意见是一致的光盘具有异常高的质量吸积和一个大的中央间隙几乎没有物质，排泄盘，和二进制的两个红外光源。我们无法找到与数据一致的拱星壳模型。最后，我们回顾了关于这颗恒星物理性质的各种假说，得出了它既不是Be超巨星也不是共生星的结论。然而，我们无法区分一个年轻的恒星天体具有异常强烈的类似猎户座FU的质量吸积爆发（每年4到250 x 10^-4太阳质量）和一个赤道质量排泄率（每年>~ 4 x 10^-5太阳质量）的原行星状星云。在这两种情况下，考虑到额外存在的包络或风将导致较低的质量流。
2007-03-28 astro-ph
Massive Young Stellar Objects in the Large Magellanic Cloud: water masers and ESO-VLT 3-4 micron spectroscopy
我们研究了大麦云星云中恒星形成的条件。我们在剑鱼座30区（N157）和大麦云云的其他几个H Ⅱ区（N105 A、N113和N160 A）进行了大质量年轻恒星水脉泽辐射的观测。我们在30 Dor大麦哲伦星系的系统速度下发现了一个新的脉泽源。我们已经获得了3-4微米的光谱，与ESO甚大望远镜，两个候选人的年轻恒星对象。N 105 A IRS 1显示H复合线发射，其光谱能量分布（SED）和中红外颜色与大质量年轻恒星电离分子云一致。N157 BIRS 1被确认为一个嵌入的年轻天体，基于它的SED和水冰的试探性探测。这四个H II区域的数据与斯皮策太空望远镜的中红外档案图像相结合，以研究嵌入的大质量年轻恒星天体的位置和性质以及恒星反馈的特征。我们对30 Dor，N 113和N 160 A的分析证实了这样一种观点，即来自大质量O型和B型恒星的反馈，创造了H II区域，也触发了电离气体和周围分子云界面上的进一步恒星形成。虽然在稠密的星云N 105 A中，恒星的形成似乎没有大质量恒星反馈的证据，但大麦哲伦星云的一般条件似乎有利于恒星的连续形成。在附录中，我们提出了银河系红巨星R剑鱼座和W长蛇座的水脉泽观测。
2006-09-01 astro-ph
Modeling Dense Stellar Systems: Background
我提供了一些背景资料，最近的努力，在建模致密恒星系统的背景下，MODEST倡议。在过去的四年里，我们已经看到了超过15个MODEST研讨会，参加者在20到100人之间，主题从非常专业的讨论到相当一般的概述。
2006-10-07 astro-ph
The early phases of Milky Way's chemical evolution
根据最近的VLT结果（关于星系晕中最贫金属恒星的丰度模式）和恒星核合成计算，分析了我们银河系化学演化的最早阶段。有人认为：1）在Pop. II恒星中观察到的意外丰度模式不是早期一代超大质量Pop. III恒星的印记; 2）在解释所观察到的丰度模式的各种建议中，非对称超新星爆炸中的核合成似乎最有希望。在后一种情况下，不对称性和金属丰度之间的间接相关性的数据建议。最后，VLT的数据证实了两个古老的“谜题”：在银河系演化的早期存在初级N（这限制了大质量恒星中质子与He燃烧产物的混合），以及在早期银河系中丰度比没有分散，至少在Fe峰值之前是这样（这与星际介质膨胀的时间尺度有关，但也与大质量恒星之间的产量变化有关）。
2004-11-15 astro-ph
Mid-infrared diagnostics of starburst galaxies: clumpy, dense structures in star-forming regions in the Antennae (NGC 4038/4039)
最近，几个大型地面望远镜都配备了中红外仪器，从而产生了在这些长波长上具有前所未有的空间分辨率的数据集。在本文中，我们将研究“地面仅”诊断，它可以用于在星暴星系的恒星形成区域的研究。通过结合输出从恒星星族合成代码Starburst 99与光电离代码映射，我们模拟星团及其周围的星际介质，专注于在N-和Q-波段大气窗口（8-13和16.5-24.5微米分别）和那些在近红外发射线的演变。我们详细讨论了各种发射线诊断对恒星星族年龄、金属丰度、星云密度和电离参数的敏感性。利用我们的模型结果，我们分析了VLT中红外成像光谱仪（VISIR）对银河系重叠区两个星团的观测结果。我们发现了clusional，高密度，电离气体的证据。这两个星系团都很年轻（分别小于250万年和300万年），周围的星际物质很致密（10^4 cm^-3或更大），其特征是电离参数很高（logU > -1.53）。对中红外光谱特征的详细分析表明，（近）均匀介质不能解释观测结果，而在分辨率极限以下尺度上的复杂结构，包含几个嵌入在星团气体中的年轻星团，更有可能。
2007-07-10 astro-ph
HCN Observations of Dense Star-Forming Gas in High Redshift Galaxies
本文介绍了用VLA对两个亚毫米星系和两个类星体在高红移下进行的HCN（1-0）灵敏观测。HCN发射是在大质量恒星形成的实际地点GMC核心中发现的致密分子气体的标志。我们在亚毫米星系SMM J16359+6612中首次探测到HCN。HCN发射被视为具有4 $σ$的信噪比，并且似乎被解析为$\approxlt 2''$分离的双源。我们新的HCN观测，结合以前的HCN检测和上限，表明在这些高红移源的FIR/HCN比系统地高于FIR/HCN相关建立附近星系约2倍。即使考虑到数据的分散性和上限的存在，这也表明早期宇宙分子发射线星系（EMG）的FIR/HCN比值偏离了适合银河系巨型分子云核心，正常螺旋，LIRG和ULIRGs的相关性。这表明，在高$z$天体中，每太阳质量的致密分子气体的恒星形成率高于包括正常螺旋LIRGs和ULIRGs在内的本地星系。有限的HCN在高红移的检测表明，高- $z$对象的HCN/CO比是高的，是当地的ULIRGs，而不是正常的螺旋。这表明，与CO排放追踪的总分子气体相比，EMG具有高比例的致密分子气体。
2007-03-21 astro-ph
